Promatranje meteora raznim opažačkim metodama na VSA …
Post on 20-Nov-2021
3 Views
Preview:
Transcript
Gimnazija Andrije Mohorovičića Rijeka
Promatranje meteora raznim opažačkim metodama
na VSA 2007
Lovro Pavletić Mentori: Izidor Pelajić II.3 razred Vanesa Ujčić Ožbolt
1
Sadržaj
1. Uvod ....................................................................................................................................................2
2. Meteori općenito ................................................................................................................................3
3. Praktični rad u Višnjanskoj školi astronomije 2007. .....................................................................7
3.1. Vizualna promatranja....................................................................................................................8
3.1.1. Osnovne analize aktivnosti meteorskih potoka...................................................................8
3.1.2. Računanje populacijskog indeksa (r) ................................................................................11
3.1.3. Promatranja.......................................................................................................................11
3.1.4. Završni podaci...................................................................................................................13
3.2. Video promatranja.......................................................................................................................14
3.2.1. Test opreme ......................................................................................................................16
3.2.2. Fotometrija........................................................................................................................17
3.2.3. Zaključak ..........................................................................................................................18
3.3. Radio promatranja.......................................................................................................................19
3.3.1. Rezultati ............................................................................................................................20
3.4. VLF i ELF metode promatranja..................................................................................................21
4. Ostvareni rezultati ...........................................................................................................................22
5. Literatura .........................................................................................................................................24
6. Biografija .........................................................................................................................................25
2
1. Uvod
Godine 2007. bio sam sudionik Višnjanske škole astronomije. Svake godine organizatori
ponude teme koje će se tijekom radionice obrađivati, a ja sam odabrao meteorsku grupu. Grupa se
sastojala od petorice učenika srednjih škola, jednog voditelja i stručnih suradnika iz zemlje i
inozemstva. Cilj grupe bio je snimiti i obraditi meteore sa što više opažačkih metoda i načina. Članovi
grupe podijelili su zaduženja po promatračkim metodama, ali bi i često zajedno surađivali i obrađivali
podatke. Radionica je trajala deset dana uz tri izlaganja tijekom provedbe projekta, a bili su
organizirani i stručni posjet Puli i dodatni projekti.
3
2. Meteori – općenito
Vjerojatno su svi ljudi barem jednom na nebu primjetili pojavu koja se laički naziva “zvijezde
padalice”. U stvarnosti, ta pojava nema nikakve veze sa zvijezdama. Međuplanetarni prostor je pun
sitnih čestica, od onih mikroskopske veličine do onih veličine nekoliko milimetara. Ove čestice se
zovu meteoridi. Oni koji se nađu na Zemljinoj putanji oko Sunca ulijeću u njezinu atmosferu brzinom
između 30 i 70 kilometara u sekundi i zato posjeduju ogromnu kinetičku energiju: meteorid mase
jednog jedinog grama pri brzini 50 km/s ima kinetičku energiju dvostruko veću od one koju ima
osobni automobil pri brzini 180 km/h! Pri ulasku u atmosferu, na visini otprilike 100 km iznad
Zemljine površine, započinje usporavanje čestice koje traje otprilike jednu sekundu, i u toj sekundi se
milijun džula kinetičke energije transformira u toplinsku i svjetlosnu, a taj izvor energije ima snagu
milijun vati, odnosno poput 10.000 žarulja od 100 vati!
Meteor
Ta se kratkotrajna sjajna pojava naziva meteor. Bez obzira na male dimenzije meteoridske
čestice, molekule zraka u gornjim slojevima atmosfere ne stignu se “razmaknuti”, pa se ispred čestice
stvara stupac vrlo zgusnutog zraka tj. “zračni jastuk”. On se naglo zagrijava, ionizira i pobuđuje u više
energetske razine, a meteorid usporava i zagrijava se. Svjetlost koju vidimo promatrajući meteore
nastaje u procesima tzv. sudarne ionizacije (atomi u sudarima gube elektrone pa postaju ioni) i
rekombinacije (ion u sudaru s elektronom ponovno postaje neutralan, tj. atom). Fotone emitiraju atomi
i ioni kada prelaze iz viših na niže energetske razine. Većina meteorida potpuno sagori u atmosferi;
4
hoće li meteorid stići do Zemljine površine ovisi o njegovoj brzini, veličini i kutu upada. Oni
“kamenčići” koji ne sagore u potpunosti već stignu do tla zovu se meteoriti.
Meteor i polarna svjetlost
Prolaskom kometa pored Sunca i njegovim taljenjem oslobađaju se čestice koje su dotada bile
zarobljene u zaleđenoj jezgri. Katkada može doći i do raspada jezgre, jer zbog blizine Sunca ona prima
puno topline, energije i zračenja, a jak je i Sunčev gravitacijski utjecaj, pa dolazi do burnih reakcija u
jezgri koje dovode do njezinog nasilnog raspada. Bilo da se radi o prirodnom trošenju ili raspadu,
čestice ostaju na putanji bliskoj jezgri-roditelju. Veza između kometa i meteora prvi je put naslućena u
19. stoljeću. Godine 1846. viđen je raspad kometa Biela, što je ujedno bio i prvi zabilježeni slučaj
raspada kometske jezgre u povijesti. Jezgra se raspala na dva nezavisna dijela. Prilikom sljedećeg
prolaza kroz perihel, sa Zemlje su uočena dva kometa (obje nove jezgre zadržale su se na putanji
jezgre-roditelja), povezana svijetlom trakom materijala. Potom su se i dvije nove jezgre raspale, a
sljedeći prolasci više nisu viđeni. Godine 1872., kada je Zemlja trebala presjeći putanju ovog kometa,
uletjela je u gusti roj čestica; te su noći promatrači vidjeli više od 10.000 meteora. Ova pretpostavka,
da su meteori zapravo ostaci raspadnute kometske jezgre, potvrđena je kada je talijanski astronom
Sciaparelli otkrio da su staze po kojima se gibaju čestice meteorskog roja Perzeida istovjetne s
putanjom kometa 1862 III (koji nosi i oznaku 109P/Swift-Tuttle).
5
Prolaz Zemljine orbite kroz gusti roj čestica
U međuplanetarnom prostoru postoje i brojne druge čestice koje nisu ostaci potrošenih ili
raspadnutih kometa, već su čestice međuplanetarnog materijala. Takve čestice, kad ulete u Zemljinu
atmosferu, karakteristikama i izgledom se ni po čemu ne razlikuju od onih koje potječu od kometa, već
samo po nazivu: nazivamo ih sporadičnim meteorima.
Prva faza u razvoju meteorskog roja zove se meteoridski oblak. U toj su fazi čestice
oslobođene iz jezgre još vrlo blizu i zgusnute na relativno malom području. Meteoridski oblak može
nastati raspadom jezgre, premda ne nužno: neke su jezgre bogatije krutim tvarima i prašinom od
drugih, pa prolazeći pored Sunca, iako se ne raspadaju, ostavljaju za sobom gustu koncentraciju
čestica. Meteoridski oblak je relativno uzak i prolaz Zemlje kroz njega traje samo nekoliko sati, ali je
obično spektakularan i moguće je vidjeti nekoliko desetaka tisuća meteora.
S vremenom se čestice iz meteoridskog oblaka raspršuju duž putanje kometa stvarajući
meteoridsko vlakno. U području gdje se prije nalazio meteoridski oblak čestice su nešto zgusnutije u
odnosu na ostatak putanje, a prsten još uvijek nije potpuno zatvoren duž cijele staze. Meteoridsko
vlakno također je relativno tanko, pa Zemlja kroz njega prolazi samo dan ili dva.
Posljednja faza u razvoju meteorskog roja naziva se meteoridski potok. Čestice se nastavljaju
gibati putanjom kometa; na gibanje utječu i planeti svojim gravitacijskim silama, pa je prsten čestica
sada potpuno zatvoren i zadebljan. Kako je taj prsten u ovoj fazi prilično širok, Zemlja kroz njega
putuje i po nekoliko tjedana. Na samom ulasku ili izlasku iz meteorskog potoka ne viđamo mnogo
meteora. Najviše ih vidimo kada Zemlja prolazi sredinom meteorskog potoka; govorimo o
maksimumu meteorskog roja. Vjerojatno najpoznatiji primjer meteorskog potoka i ujedno jedan od
najbogatijih rojeva, jest roj Perzeida, koji uljepšavaju nebo u drugoj polovici srpnja i tijekom
kolovoza.
6
Meteoridi koji potječu od kometa, dakle, pripadnici nekog roja, gibaju se po skoro paralelnim
putanjama. Stoga, prilikom njihovog ulaska u Zemljinu atmosferu dolazi do pojave slične promatranju
snježnih pahuljica kroz prednje staklo putujućeg automobila: čini se da sve pahuljice dolaze iz iste
točke. Isto tako, sve čestice nekog roja naizgled izlaze iz iste točke na nebu, nazvane radijant
meteorskog roja. Meteori blizu radijanta su kraći, a oni udaljeni su duži, što je posljedica njihove
projekcije na nebesku sferu (slika na sljedećoj stranici). Dugačak meteor blizu radijanta ili kroz
radijant nije pripadnik tog roja, već je sporadičan. Naime, kao što je spomenuto, međuplanetarni
prostor pun je čestica materijala, a one koje se nađu na Zemljinom putu ulijeću u njezinu atmosferu.
Sporadični meteori pojavljuju se nasumce iz svih pravaca, ne izlaze ni iz jednog radijanta i nisu
pripadnici niti jednog roja.
Umjetnička vizija radijanta
Meteorski rojevi dobivaju ime po zviježđu u kojem se nalazi radijant. Dakle, radijant Perzeida
nalazi se u zviježđu Perzeja, radijant Orionida u zviježđu Oriona itd. Izuzetak su Quadrantidi koji još
nose stari naziv, a radijant im je u zviježđu Volara (Bootes). Grčko slovo uz naziv roja označava
zvijezdu u čijoj je blizini radijant: i α-Aurigidi i δ-Aurigidi imaju radijant u zviježđu Kočijaša
(Auriga), a slova α i δ označavaju da je radijant prvoga u blizini zvijezde Alfa Aurigae, a potonji u
blizini zvijezde Delta Aurigae.
7
3. Praktični rad u Višnjanskoj školi astronomije 2007.
Meteorska grupa opažala je meteore na više različitih načina. Metode kojima smo promatrali
bile su:
• Vizualna
• Video
• Radio
• ELF
• VLF
Snimanje radijanta
8
3.1. Vizualna promatranja
Najstarija i što se tiče opreme najjednostavnija metoda promatranja meteora je vizualna. Ipak,
i ovaj način promatranja zahtijeva određenu opremu:
• vreća za spavanje
• prostirka
• topla odjeća
• više običnih olovki
• ravnalo, šiljilo
• podloga za papir
• baterijska svjetiljka
• sat, diktafon
• formulare za meteore
• hrana, čaj, piće i sl.
Vizualna promatranja mogu se bilježiti na dva osnovna načina: metodom brojanja i metodom
ucrtavanja meteora u gnomonske karte. Metoda brojanja svodi se na promatranje u kojom promatrač
broji meteore te ih zapisuje u predodređene tablice ili na papir, a služi najviše za izračunavanje
aktivnosti meteorskog roja i njegove krivulje sjaja. Najvažniji podaci koji se upisuju za određeno
promatranje su: broj meteora, magnituda meteora i pripadnost meteora nekom roju, a popratni podaci
koji se mogu zabilježiti su: boja, trajanje, vrijeme, brzina. Ucrtavanje u gnomonske karte služi za
određivanje radijanta, ali ta metoda u konačnici je nepreciznija od prethodne metode.
3.1.1. Osnovne analize aktivnosti meteorskih potoka
Zenitna satna frekvencija je mjera aktivnosti meteorskih potoka. To je broj meteora koji bismo
vidjeli u idealnim uvjetima kad je radijant u zenitu, granična magnituda 6,5m, a nebo potpuno vedro.
Naravno, takve uvjete nikad nećemo imati, pa zato u račun ZHR-a ulaze i korekcijski faktori.
ZHR se računa po formuli:
gdje je F korekcija na oblačnost, C je korekcija na graničnu magnitudu, K je korekcija na zenitnu
udaljenost radijanta, N je broj viđenih meteora, a T je ukupno trajanje perioda (izraženo u satima) za
koji računamo ZHR.
9
a) određivanje korekcije na oblačnost (F)
Da bismo dobili tu vrijednost treba pomnožiti sve postotke naoblake s intervalima u kojima je
bilo oblačno. Zatim se to podijeli s intervalom cijelog promatranja:
Dobivena vrijednost k služi nam za izračunavanje korekcije na oblačnost F
b) određivanje korekcije na graničnu magnitudu (C)
Za što preciznije određivanje ovog koeficijenta preporučuje se računanje populacijskog
indeksa i raspodjele po sjaju. Međutim, kad imamo premali broj meteora, bolje nam je ne računati ovaj
indeks jer su greške prevelike zbog statističke prirode indeksa r. Tada uzimamo vrijednost
populacijskog indeksa iz tablica, a za sporadike se uzima da je r=3.
Sama korekcija na graničnu magnitudu onda se računa po formuli:
C = r(6.5–Lm)
c) određivanje korekcije na zenitnu udaljenost radijanta (K)
Najjednostavniji, ali istovremeno i najprecizniji način određivanja ove korekcije je procjena
visine radijanta za vrijeme promatranja ili iz vrteće karte neba. Znatno je bolje računati visinu
radijanta pomoću formule:
gdje je z zenitna udaljenost radijanta, Φ zemljopisna širina promatrača, δ deklinacija radijanta, α
rektascenzija radijanta, a Θ lokalno zvjezdano vrijeme. Korekcija K se onda izračunava po formuli:
Da se izbjegne traženje zvjezdanog vremena po efemeridama, najbolje je izraditi mali program
koji ga računa. Ako želimo računati zvjezdano vrijeme “pješke”, ovdje se nalazi postupak:
10
Pretvaranje datuma u Julijanske dane (JD):
Julijanski dani započinju Griničkim podnevom ili u 12 sati po UT-u, a računaju se po formuli:
gdje je Y godina, M je mjesec, D je dan, a DD je sat kad je vršeno promatranje podijeljen s 24 int.
Znači da se uzima najveća cijela vrijednost (npr. int19.87 = 19). Ako je M = 1 ili 2 onda uzimamo
Y=Y-1 i M=M+12.
Određivanje lokalnog zvjezdanog vremena:
Položaj i vidljivost nebeskih objekata nam pokazuje lokalno zvjezdano vrijeme, a do njega
dolazimo pronalaženjem Griničkog zvjezdanog vremena u 0 sati po UT- u:
gdje je GS Griničko zvjezdano vrijeme u 0 sati UT. Dobiveno vrijeme je u rotacijama Zemlje, pa ga
treba pretvoriti u sate, minute i sekunde. Zato izdvojimo decimalni dio i pomnožimo ga s 24.
Zvjezdano vrijeme u Greenwichu u odredeno vrijeme računa se na sljedeći nacin:
gdje je H vrijeme u kojemu je vršeno promatranje. Ako je GST > 24 onda se od dobivene vrijednosti
GST oduzme 24. Nama treba zvjezdano vrijeme na mjestu našeg promatranja. Da bismo to dobili,
Griničkom vremenu dodamo razliku zemljopisne dužine, l, izraženu u satima:
Dakle:
Iz toga izračunamo zenitnu udaljenost radijanta.
11
3.1.2. Računanje populacijskog indeksa (r)
Sjaj meteora je proporcionalan dimenzijama meteorida od kojega taj meteor nastaje. Tako nam
raspodjela meteora po sjaju može ukazati na raspodjelu meteorida u roju po masama (dimenzijama).
Idealni promatrač, tj. promatrač koji primijeti sve meteore koji se pojave i potpuno točno svim tim
meteorima odredi sjaj, primijetit će da je omjer broja meteora magnitude m+1 i m konstantan. Taj
omjer nazivamo populacijskim indeksom:
Za točno računanje ovog indeksa potreban nam je što veći broj meteora određenog potoka.
Populacijski indeks nije konstantan preko svih magnituda, ali za većinu vizualnih meteora
(+6m do 0m) može se reći da je ipak konstantan. Kako ovaj indeks upućuje na raspodjelu čestica po
masama unutar meteorskog roja, ovo je vrlo važan koeficijent u meteorskoj znanosti. Tipični
populacijski indeks za sporadike je oko 3, dok za meteore rojeva on može varirati izmedu 2,0 i 3,5.
To, drugim riječima, znači da broj meteora eksponencijalno raste sa smanjenjem magnitude. Međutim,
u tablicama raspodjele po sjaju ne nailazimo na takav raspored meteora. Razlog je tome činjenica da
realni promatrač vidi uvijek samo dio meteora, a najveći dio uopće ne uoči. Vjerojatnost uočavanja
meteora najviše ovisi o njegovom sjaju i njegovoj udaljenosti od centra vidnog polja promatrača.
3.1.3. Promatranja
Promatrač: Lovro Pavletić
Lokacija: Zvjezdarnica Tičan; (λ = 13°44’27’’, δ = 45°17’’27’’)
Datumi promatranja: 5. – 15. kolovoz 2007.
Promatranja sam vršio svaku vedru večer. Kao jedan interval promatranja uzimao sam jedan
sat. Graničnu magnitudu određivao sam metodom “trokuta”. Određuje se tako da se odabere jedan
trokut zvijezda na nebu te se prebroji koliko se zvijezda vidi unutar tog trokuta, uključujući i tri rubne
zvijezde. Ja sam najčešće koristio tri zvijezde iz zviježđa Pegaz, a broj zvijezda viđen u trokutu
usporedi se s predodređenim tablicama za pojedini trokut koje daju podatak za graničnu magnitudu.
Metoda kojom sam bilježio meteore bila je metoda brojanja, a upisivao sam sljedeće podatke: početak
i kraj intervala, broj meteora i pripadnost roju, magnituda te povremeno i točno vrijeme prolaska
meteora zbog uspoređivanja s video promatranjima. Za vrijeme promatranja, promatrao sam uvijek
isto vidno polje, uz uvjet da mi je centar vidnog polja viši od 30º. ZHR izračunava jedan promatrač po
vidnom polju, a ne ukoliko promatra grupa sveukupan broj meteora. Vrijeme me u ovih deset dana i
12
nije previše poslužilo jer sam uspio iskoristiti samo pet noći, od kojih nisam ni jednu mogao
promatrati cijelo vrijeme. Slijedi kratki pregled promatranja po noćima:
6/7. kolovoz 2007. Broj meteora: 9 perzeida
ZHR Perzeida: 21
Napomena: 1 bolid (mag -4), Perzeid
9/10. kolovoz 2007. Broj meteora: 6 κ Cygnidi
ZHR κ Cygnida: 10
Broj meteora: 2 južni δ Aquaridi
ZHR južni δ Aquaridi: 14
Broj meteora: 16 Perzeida
ZHR Perzeida: 53
12/13. kolovoz 2007. Broj meteora: 86 Perzeida
ZHR Perzeida: 84
Napomena: teorijski maksimum Perzeida
13/14. kolovoz 2007. Broj meteora: 24 Perzeida
ZHR Perzeida: 66
14/15. kolovoz 2007. Broj meteora: 21
ZHR Perzeida: 61
Aktivnost meteora izračunavao sam po postupku koji sam ranije opisao. Zbog vremenski
kraćeg perioda promatranja nisam uspio izračunati populacijski indeks Perzeida pa sam za
izračunavanje korekcije na graničnu magnitudu koristio podatak o populacijskom indeksu za Perzeide
iz tablica u kojima je indeks r = 2.6 Također, nakon svakog promatranja svoje sam podatke prenio na
internetsku stranicu www.imo.net, gdje se za vizualna promatranja upisuju sljedeći podaci: ime i
prezime promatrača, državljanstvo i IMO kod (prepoznatljiv kod promatrača, nije obavezan),
geografska dužina i širina te nadmorska visina i ime lokacije s koje se vršilo promatranje. Nakon toga,
upisuju se podaci o ukupnom trajanju promatranja (UT), koordinate radijanta (rektascenzija i
deklinacija), koordinate opažačevog vidnog polja (α i δ) početak i kraj trajanja intervala promatranja,
postotak oblačnosti, granična magnituda, efektivno vrijeme promatranja, metoda promatranja i broj
meteora u određenom roju te broj sporadičnih meteora. Naposljetku, upišu se podaci o magnitudi
meteora te se podaci pošalju na obradu. IMO ne traži izračunavanje ZHR-a ni populacijskog indeksa,
već sami izračunaju i naprave krivulju na temelju podataka koji pristižu diljem svijeta.
13
3.1.4. Završni podaci
Izračunavanjem ZHR-a Perzeida tijekom promatračkih noći, uspio sam dobiti ZHR krivulju. U
noći maksimuma moj ZHR iznosio je 84, a ZHR na stranicama IMO-a iznosio je prosječno 85, što je
pokazatelj da sam dobro izračunao.
Grafikon 1. Prikaz aktivnosti Perzeida
Također, iz podataka o magnitudama meteora napravio sam i krivulju sjaja, međutim, nisam
izračunavao populacijski indeks.
Grafikon 2. Raspodjela meteora po sjaju; najviše je meteora 4. magnitude
14
Međutim, moglo bi se pretpostaviti da je prosječna magnituda ovih meteora oko 2,75, a to ne
odskače puno od prosječnog populacijskog indeksa za Perzeide.
Podatke vizualnih promatranja koristili smo za usporedbu s video promatranjima.
3.2. Video promatranja
Video promatranja vršili smo dvjema kamerama: ExView 1004X i Watec kamerom i Tele Eye
Recorderom.
ExView 1004X Watec kamera
TeleEye recorder
16
3.2.1. Test opreme
Prije nego što smo počeli snimati, napravili smo mali test da ustanovimo s kojom
kombinacijom opreme ćemo postići najbolje rezultate. Najbolji rezultati ispali su kombiniranjem
SkyPatrola i kamere ExView 1004X te Watec kamere i Meteodera. Sva snimanja vršili smo na ovaj
način te ostvarili sljedeće rezultate:
ExView 1004X i SkyPatrol
Datum 12./13.8.2007. 13./14.8.2007. 14./15.8.2007.
Vrijeme početka 21:49:10 22:01:54 23:27:56
Vrijeme završetka 5:14:50 2:17:20 4:15:38
Broj Perzeida 64 14 16
Broj Cygnida 4 1 2
Broj sporadičnih meteora 10 3 5
Ukupan broj 78 18 24
Slika meteora snimljena ExView 1004x kamerom
Watec i Metoder
Datum 12./13.8.2007. 13./14.8.2007. 14./15.8.2007.
Vrijeme početka 21:53:28 22:04:23 23:32:51
Vrijeme završetka 5:03:34 2:19:48 4:16:12
Broj Perzeida 30 10 7
Broj Cygnida 5 1 2
Broj sporadičnih meteora 7 2 3
Ukupan broj 42 13 12
17
3.2.2. Fotometrija
Obradu fotografija snimljenim kamerama vršili smo u programu “Iris”, gdje smo određivali
magnitudu meteora. Fotometrija se izvodi na taj način da se usporedi sjaj meteora sa sjajem zvijezda
kojima je magnituda poznata, koristeći količinu piksela. Međutim, kada se uspoređuju magnitude
snimljene s dvije različite kamere dolazi do određenih odstupanja. Razlog tome je nejednaka
osjetljivost dviju kamera. Također, fotometrijske obrade uspoređivali smo i s podacima s vizualnog
promatranja. Za ovakvo uspoređivanje podataka potrebni su isti meteori promatrani različitim
metodama. Slijede usporedbe:
Grafikon 3. Usporedba magnituda prema različitom softveru
Na ovom grafu prikazane su magnitude istih meteora obrađene u Metoderu i Sky Patrolu. Da
su savršeno usklađene dobili bismo pravac točaka funkcije y=x. No, kako se na grafu vidi, točke su
raštrkane i rezultati su nejednaki, a ponekad za isti x imaju više vrijednosti y. To znači da se pojavljuje
greška: ili kamere nemaju stalno istu razliku u osjetljivosti, već ona ovisi o sjaju točke (magnitudi
meteora), ili fotometrija nije dovoljno precizno rađena. Kako bismo riješili taj problem pokušali smo
provjeriti uzrok njegova nastajanja. I tada nam je pažnja skrenuta na činjenicu da su magnitude M
Meteodera u rasponu od –0,5 do –3, dok su magnitude SkyPatrola sve grupirane oko nule odnosno od
0,6 do –0,2. Jasno je da se to ne bi trebalo događati; ako je razlika između dva meteora, primjerice, tri
magnitude, onda nema veze kojom se kamerom snima, ta razlika treba biti tri magnitude. Jedino je
pitanje registrira li ta kamera da je jedan meteor 0 a drugi –3 ili možda da je jedan 2. magnitude a
18
drugi –1. To nas je navelo da se vratimo i pogledamo razultate fotometrije, i tek tada smo zaključili da
SkyPatrol zapravo ne može registrirati meteore sjajnije od 0. magnitude, jer svi ovi meteori na
Meteoderu su sjajniji od 0, zapravo svi su –1, –3, –2,... dakle vrlo sjajni, ali SkPypatrol ukazuje da su
oni nulte magnitude.
Grafikon 4. Usporedba magnituda Meteoder/vizualno promatranje
Ovaj graf prikazuje odnos magnitude obrađene u metoderu i magnitude ustanovljene
vizualnim promatranjem. Na grafu može se očitati da su odnosi magnituda bolji od predhodnog grafa,
međutim, odstupanja ipak ima. Za precizniji rezultat trebalo je usprediti s malo više meteora.
3.2.3. Zaključak
Graf 3. dao je na naslutiti da postoji ograničenje softwera skypatrol za vrlo sjajne meteore; ta
granica određena je iz grafa i ona iznosi otprilike 0 magnitude.
Graf 4. napravljen je da se ustanovi veza izmedju vizualnih magnituda i onih koje se dobiju
obradom snimaka s Meteodera. On govori da Meteoder nema problema sa sjajnim meteorima, ali
također veza nije savršena: točke ne leže na pravcu. To je vjerojatno zbog fotometrije koja bi trebala
biti bolja.
Graf 5. (odnos magnitude obrađene u SkyPatrolu i vizualne magnitude) nije napravljen zbog
premalog broja meteora.
19
3.3. Radio promatranja
Yagi antena Yagi antena prijemnik
Način detekcije meteora
Radio promatranja vrše se po principu u kojem signal, koji se odašilje s neke udaljene radio
stanice, odbija se od meteora koji u tom trenutku prolazi te dolazi na naš prijemnik. Kao što je
prikazano na slici, odašiljač radio stanice mora biti na dovoljno velikoj udaljenosti da se osjeti
zakrivljenost Zemlje. Softveri koji smo koristili za ova promatranja bili su IC-PCR 1000 i CoolEdit
2000.
Za uspostavljanje ovog prijemnika, trebali smo podignuti Yagi antenu, te zatim naći
frekvencije dalekih radio prijemnika te antenu usmjeriti prema njima. Napravili smo i popis radio
stanica prema kojima bi mogli okretati antenu.
20
3.3.1. Rezultati
Na svim testiranim radio stanicama pozadinski šum bio je prejak i nije se mogao detektirati
niti jedan meteor. Razlozi tome su prekid rada radio stanica noću, nedovoljno dobra antena, ometanja
drugih, bližih signala i antene radioamaterskog društva 200 metara udaljene od naše antene.
IC-PCR 1000 – služi za određivanje i pronalazak radio frekvencija
Primjer kako bi trebao izgledati signal meteora u programu CoolEdit 2000
21
3.4. VLF i ELF metode promatranja
elektrometar osciloskop
Elektrometar (kugla) s pratećim komponentama (sljedilo signala, filter, osciloskop ili računalo
s DAQ karticom) mjere razliku potencijala između zemlje ispod kugle i izolirane kugle postavljene na
otprilike 4 metra visine. Kugla na sebe prima naboj iz okolice (atmosfere) i zbog toga je razlika
potencijala promjenljiva tj. nije uvijek ista. Kada napravimo FFT (fast fourier transform) prikupljenog
signala na računalu tada na grafu vidimo zastupljenost pojedinih frekvencija u signalu. Što je veći pik
na nekoj frekvenciji to je zatupljenost te frekvencije veća. Na ovaj način mogu se promatrati prirodni
fenomeni kao što su Schumannove rezonancije jer se one vide kao pikovi FFT grafa na 7.8, 14.3, 20.8,
27.3... Hz. Za detekciju SR potrebna je osjetljiva oprema, stoga ih mi tražimo da ustanovimo koliko
nam je dobar eksperimentalni postav (elektrometar). Cijeli eksperiment napravljen je u potrazi za
pikom na FFT grafu koji će se pojaviti istodobno ili gotovo istodobno s pojavom iznimno sjajnog
meteora, jer se sumnja da neki meteori imaju do sada neobjašnjenu sposobnost emitiranja
elektromagnetskih valova ekstremno niskih frekvencija. Naš cilj bio je potvrditi postojanje takvih
elektromagnetskih valova uzrokovanih pojavom meteora u atmosferi.
Kao i ELF, osnovni princip promatranja VLF elektromagnetskog područja je isti: treba imati
antenu (za skupljanje podataka), prijemnik (za prepoznavanje), te računalo ili zvučnik (za slušanje ili
promatranje uhvaćenih signala). Antena je samo jedna duga izolirana bakrena žica koja vodi do
prijemnika, prijemnik je VLF receiver (prijemnik) kućne izrade, a za promatranje se koristi računalo,
signal se uvodi na audio ulaz (IN) računala i snima se u bilo kojem programu za snimanje zvuka
(CoolEdit). Reproducirana snimka (signal) otkriva prisutnost sferika odnosno “otiska” gromova u VLF
spektru. Ovaj dio elektromagnetskog spektra promatramo zbog sumnje da se i u njemu mogu naći
povećanja nekih frekvencija pri prolasku iznimno sjajnih meteora.
22
4. Ostvareni rezultati
Vizualno:
Izračunate su ZHR vrijednosti Perzeida za svaku promatračku večer. Dobivena je krivulja
ZHR-a i krivulja sjaja svih meteora obrađenih vizualnim putem. Podaci su poslani i u međunarodnu
mrežu za obradu meteora na stranicu www.imo.net. ZHR je dobro izračunat. Za promatranja treba još
više izvježbati oko kako bi se ustanovila preciznija vrjednost magnitude meteora što će pripomoći za
uspredbu s video snimanjem. Što se tiče aktivnosti roja Perzreida, primjetio sam da se ZHR svake
godine za vrijeme maksimuma smanjuje, što znači da se meteorsko vlakno Perzeida razrijeđuje, a do
povećanja aktivnosti treba pričekati da matični komet (Swift/Tuttle) ponovo prođe blizu Sunca i
Zemlje kako bi obnovio roj čestica novim materijelom.
Video:
Uspostavljen rad dvije kamere. Snimljene kvalitetne slike meteora te preklapanjem
napravljena slika radijanta Perzeida. Za ubuduće, treba bolje uskladiti radove kamere i softvera kako
bi se preciznije moglo uspoređivati podatke.
Radio:
Ove godine ovom metodom nismo dobili nikakve rezultate, no za sljedećih VSA pokušat
ćemo usavršiti metodu. Postavit ćemo novu antenu te pronaći idealnu radio stanicu čiji bi odašiljač
odašiljao signal bez dodatnih šumova i komplikacija.
ELF i VLF:
Također, ovim metodama nismo ostvarili željene rezultate pa ih sljedećih godina treba
poboljšati.
Popis opreme:
Kamera: ExView 1004X CCD: 1/3“ SONY EXview HAD CCD Rezolucija (u pikselima): 510(H) x 492(V) Osjetljivost: 0,003 lx Tip: monokromatska f: 4 mm F: 1,2 mm Leća: 64° x 48° Napon: DC 12 V Radna temperatura: -10 ºC do +40 ºC Veličina: 32(W) x 27,2(H) x 32(L) mm Masa: 30 g
23
Kamera: BrandWatec WAT-902H CCD: 1/2“ Rezolucija (u pikselima): 768(H) x 494(V) Osjetljivost: 0.002 lx Tip: monokromatska Leća: 160° x 140° Auto IrisAuto Iris Lens / AI Lens MountCS Napon: DC 12 V Radna temperatura: -10 ºC do +40 ºC Veličina: 35.5(W) x 36(H) x 58(L) mm Masa: 90g
Softveri:
• Metoder – služi za obradu snimljenih meteora, obrađuje sjajnije meteore (0,5 do –3 mag) • SkyPatrol – program koji obrađuje snimljene meteore, obrađuje meteore oko nulte mag. • Iris – program za rađenje fotometrije • Origin – služi za izradu grafova i tablica • Mathematica – namijenjen za izračunavanje težih matematičkih operacija • CoolEdit 2000 – za snimanje i obradu zvuka • IC-PCR 1000 – za određivanje i pronalazak radio frekvencija
Yagi antena Prijemnik za antenu (ICOM; IC-PCR 1000) Elektrometar – antena koja prima radio valove od 3-300 HZ (ELF) Osciloskop – elektronički uređaj koji stvara dvodimenzionalni graf jedne ili više električkih potencijalnih razlika. VLF prijemnik kućne izrade
24
5. Literatura
Nikola Biliškov, Priručnik za vizualno promatranje meteora
Vladis Vujnović, Astronomija 1, Školska knjiga, Zagreb, 1994.
Vladis Vujnović, Astronomija za učenike osnovne škole, Element, Zagreb, 1997.
www.nineplanets.org
25
6. Biografija
Zovem se Lovro Pavletić i učenik sam 2. razreda Gimnazije Andrije Mohorovičića Rijeka.
Rođen sam 7. veljače 1992. godine u Rijeci gdje i živim. Astronomijom se bavim već dulje vrijeme, a
član sam Akademskog astronomskog društva – Rijeka od svoje 11. godine. Do sada sam sudjelovao na
natjecanju iz astronomije dva puta (2005. i 2006.), a od astronomskih zbivanja izdvojit ću još i
učestalo sudjelovanje na Messierovom maratonu.
top related